Atmósfera de Júpiter - Atmosphere of Jupiter

Las nubes arremolinadas de Júpiter, en una imagen en color real tomada por el Telescopio Espacial Hubble en abril de 2017

La atmósfera de Júpiter es la atmósfera planetaria más grande del Sistema Solar . Está compuesto principalmente de hidrógeno molecular y helio en proporciones aproximadamente solares ; otros compuestos químicos están presentes solo en pequeñas cantidades e incluyen metano , amoníaco , sulfuro de hidrógeno y agua . Aunque se cree que el agua reside en las profundidades de la atmósfera, su concentración medida directamente es muy baja. La abundancia de nitrógeno , azufre y gases nobles en la atmósfera de Júpiter excede los valores solares en un factor de aproximadamente tres.

La atmósfera de Júpiter carece de un límite inferior claro y pasa gradualmente al interior líquido del planeta. De menor a mayor, las capas atmosféricas son la troposfera , la estratosfera , la termosfera y la exosfera . Cada capa tiene gradientes de temperatura característicos . La capa más baja, la troposfera, tiene un complicado sistema de nubes y neblinas, que comprende capas de amoníaco, hidrosulfuro de amonio y agua. Las nubes superiores de amoníaco visibles en la superficie de Júpiter están organizadas en una docena de bandas zonales paralelas al ecuador y están limitadas por poderosos flujos atmosféricos zonales (vientos) conocidos como chorros . Las bandas se alternan en color: las bandas oscuras se llaman cinturones , mientras que las claras se llaman zonas . Las zonas, que son más frías que los cinturones, corresponden a afloramientos, mientras que los cinturones marcan el gas descendente. Se cree que el color más claro de las zonas es el resultado del hielo de amoníaco; lo que da a los cinturones sus colores más oscuros es incierto. Los orígenes de la estructura de bandas y los chorros no se comprenden bien, aunque existen un "modelo superficial" y un "modelo profundo".

La atmósfera joviana muestra una amplia gama de fenómenos activos, que incluyen inestabilidades de bandas, vórtices ( ciclones y anticiclones ), tormentas y rayos. Los vórtices se revelan como grandes manchas rojas, blancas o marrones (óvalos). Los dos puntos más grandes son Great Red Spot (GRS) y Oval BA , que también es rojo. Estos dos y la mayoría de los otros puntos grandes son anticiclónicos. Los anticiclones más pequeños tienden a ser blancos. Se cree que los vórtices son estructuras relativamente poco profundas con profundidades que no exceden varios cientos de kilómetros. Ubicado en el hemisferio sur, el GRS es el vórtice más grande conocido en el Sistema Solar. Podría engullir dos o tres Tierras y ha existido durante al menos trescientos años. Oval BA, al sur de GRS, es una mancha roja de un tercio del tamaño de GRS que se formó en 2000 a partir de la fusión de tres óvalos blancos.

Júpiter tiene tormentas poderosas, a menudo acompañadas de rayos. Las tormentas son el resultado de la convección húmeda en la atmósfera relacionada con la evaporación y condensación del agua. Son sitios de fuerte movimiento ascendente del aire, lo que conduce a la formación de nubes brillantes y densas. Las tormentas se forman principalmente en las regiones del cinturón. Los rayos en Júpiter son cientos de veces más poderosos que los que se ven en la Tierra y se supone que están asociados con las nubes de agua. Observaciones recientes de Juno sugieren que los rayos jovianos ocurren por encima de la altitud de las nubes de agua (3-7 bares). Una separación de carga entre las gotas de agua y amoníaco líquido que caen y las partículas de hielo de agua puede generar un rayo a mayor altitud. También se han observado relámpagos en la atmósfera superior a 260 km por encima del nivel de 1 barra.

Estructura vertical

Estructura vertical de la atmósfera de Júpiter. Tenga en cuenta que la temperatura desciende junto con la altitud por encima de la tropopausa. La sonda atmosférica Galileo dejó de transmitir a una profundidad de 132 km por debajo de la "superficie" de 1 bar de Júpiter.

La atmósfera de Júpiter se clasifica en cuatro capas, aumentando la altitud: la troposfera , estratosfera , termosfera y exosfera . A diferencia de la atmósfera de la Tierra , la de Júpiter carece de mesosfera . Júpiter no tiene una superficie sólida, y la capa atmosférica más baja, la troposfera, hace una transición suave hacia el interior fluido del planeta. Esto es el resultado de tener temperaturas y presiones muy por encima de los puntos críticos para el hidrógeno y el helio, lo que significa que no existe un límite definido entre las fases gaseosa y líquida. El hidrógeno se convierte en un fluido supercrítico a una presión de alrededor de 12 bar.

Dado que el límite inferior de la atmósfera está mal definido, el nivel de presión de 10  bares , a una altitud de aproximadamente 90 km por debajo de 1 bar con una temperatura de alrededor de 340  K , se trata comúnmente como la base de la troposfera. En la literatura científica, el nivel de presión de 1 bar generalmente se elige como un punto cero para las altitudes, una "superficie" de Júpiter. Como suele ocurrir, la capa atmosférica superior, la exosfera, no tiene un límite superior específico. La densidad disminuye gradualmente hasta que pasa suavemente al interior del planeta aproximadamente a 5.000 km sobre la "superficie".

Los gradientes de temperatura verticales en la atmósfera joviana son similares a los de la atmósfera de la Tierra . La temperatura de la troposfera disminuye con la altura hasta que alcanza un mínimo en la tropopausa , que es el límite entre la troposfera y la estratosfera. En Júpiter, la tropopausa está aproximadamente 50 km por encima de las nubes visibles (o el nivel de 1 bar), donde la presión y la temperatura son de aproximadamente 0,1 bar y 110 K. En la estratosfera, las temperaturas se elevan a unos 200 K en la transición a la termosfera. , a una altitud y presión de unos 320 km y 1 μbar. En la termosfera, las temperaturas continúan aumentando, llegando finalmente a 1000 K a unos 1000 km, donde la presión es de aproximadamente 1 nbar.

La troposfera de Júpiter contiene una complicada estructura de nubes. Las nubes superiores, ubicadas en el rango de presión de 0,6 a 0,9 bar, están hechas de hielo de amoníaco. Debajo de estas nubes de hielo de amoníaco, se cree que existen nubes más densas hechas de hidrosulfuro de amonio ((NH 4 ) SH) o sulfuro de amonio ((NH 4 ) 2 S, entre 1 y 2 bar) y agua (3 a 7 bar). No hay nubes de metano ya que las temperaturas son demasiado altas para que se condense. Las nubes de agua forman la capa más densa de nubes y tienen la mayor influencia en la dinámica de la atmósfera. Esto es el resultado del mayor calor de condensación del agua y una mayor abundancia de agua en comparación con el amoníaco y el sulfuro de hidrógeno (el oxígeno es un elemento químico más abundante que el nitrógeno o el azufre). Varias capas de neblina troposféricas (a 200–500 mbar) y estratosféricas (a 10–100 mbar) residen sobre las principales capas de nubes. Estos últimos están hechos de hidrocarburos aromáticos policíclicos pesados ​​condensados o hidracina , que se generan en la estratosfera superior (1 a 100 μbar) a partir del metano bajo la influencia de la radiación solar ultravioleta (UV). La abundancia de metano en relación con el hidrógeno molecular en la estratosfera es de aproximadamente 10 −4 , mientras que la relación de abundancia de otros hidrocarburos ligeros, como etano y acetileno, con respecto al hidrógeno molecular es de aproximadamente 10 −6 .

La termosfera de Júpiter se encuentra a presiones inferiores a 1 μbar y muestra fenómenos como el resplandor del aire , las auroras polares y las emisiones de rayos X. En su interior se encuentran capas de mayor densidad de electrones e iones que forman la ionosfera . Las altas temperaturas que prevalecen en la termosfera (800-1000 K) aún no se han explicado completamente; Los modelos existentes predicen una temperatura no superior a unos 400 K. Pueden ser causados ​​por la absorción de radiación solar de alta energía (UV o rayos X), por el calentamiento de las partículas cargadas que precipitan de la magnetosfera joviana, o por la disipación de la radiación solar hacia arriba. propagación de ondas de gravedad . La termosfera y la exosfera en los polos y en latitudes bajas emiten rayos X, que fueron observados por primera vez por el Observatorio Einstein en 1983. Las partículas energéticas provenientes de la magnetosfera de Júpiter crean óvalos aurorales brillantes, que rodean los polos. A diferencia de sus análogos terrestres, que aparecen solo durante las tormentas magnéticas , las auroras son características permanentes de la atmósfera de Júpiter. La termosfera fue el primer lugar fuera de la Tierra donde el catión trihidrógeno ( H+
3
) fue descubierto. Este ion emite fuertemente en la parte del infrarrojo medio del espectro, a longitudes de onda entre 3 y 5 μm; este es el principal mecanismo de enfriamiento de la termosfera.

Composición química

Abundancias elementales relativas al hidrógeno
en Júpiter y el Sol
Elemento sol Júpiter / Sol
Él / h 0.0975 0,807 ± 0,02
Ne / H 1,23 × 10 −4 0,10 ± 0,01
Ar / H 3,62 × 10 −6 2,5 ± 0,5
Kr / H 1,61 × 10 −9 2,7 ± 0,5
Xe / H 1,68 × 10 −10 2,6 ± 0,5
C / H 3,62 × 10 −4 2,9 ± 0,5
N / H 1,12 × 10 −4 3,6 ± 0,5 (8 bares)

3,2 ± 1,4 (9-12 bares)

O / H 8,51 × 10 −4 0,033 ± 0,015 (12 bar)

0,19-0,58 (19 bares)

P / H 3,73 × 10 −7 0,82
S / H 1,62 × 10 −5 2,5 ± 0,15
Relaciones isotópicas en Júpiter y el Sol
Proporción sol Júpiter
13 C / 12 C 0,011 0,0108 ± 0,0005
15 N / 14 N <2,8 × 10 −3 2,3 ± 0,3 × 10 −3

(0,08-2,8 bar)

36 Ar / 38 Ar 5,77 ± 0,08 5,6 ± 0,25
20 Ne / 22 Ne 13,81 ± 0,08 13 ± 2
3 Él / 4 Él 1,5 ± 0,3 × 10 −4 1,66 ± 0,05 × 10 −4
D / H 3,0 ± 0,17 × 10 −5 2,25 ± 0,35 × 10 −5

La composición de la atmósfera de Júpiter es similar a la del planeta en su conjunto. La atmósfera de Júpiter es la más entendida de todos los gigantes gaseosos porque fue observada directamente por la sonda atmosférica Galileo cuando entró en la atmósfera joviana el 7 de diciembre de 1995. Otras fuentes de información sobre la composición atmosférica de Júpiter incluyen el Observatorio Espacial Infrarrojo ( ISO), los orbitadores Galileo y Cassini , y observaciones terrestres.

Los dos componentes principales de la atmósfera joviana son el hidrógeno molecular ( H
2
) y helio . La abundancia de helio es 0,157 ± 0,004 en relación con el hidrógeno molecular por número de moléculas, y su fracción de masa es 0,234 ± 0,005 , que es ligeramente inferior al valor primordial del Sistema Solar . La razón de esta baja abundancia no se comprende del todo, pero parte del helio puede haberse condensado en el núcleo de Júpiter. Es probable que esta condensación se presente en forma de lluvia de helio: a medida que el hidrógeno pasa a estado metálico a profundidades de más de 10.000 km, el helio se separa de él formando gotitas que, al ser más densas que el hidrógeno metálico, descienden hacia el núcleo. Esto también puede explicar el agotamiento severo del neón (ver Tabla), un elemento que se disuelve fácilmente en gotas de helio y también sería transportado en ellas hacia el núcleo.

La atmósfera contiene varios compuestos simples como agua , metano (CH 4 ), sulfuro de hidrógeno (H 2 S), amoniaco (NH 3 ) y fosfina (PH 3 ). Su abundancia en la troposfera profunda (por debajo de 10 bar) implica que la atmósfera de Júpiter está enriquecida en los elementos carbono , nitrógeno , azufre y posiblemente oxígeno en un factor de 2 a 4 en relación con el Sol. Los gases nobles argón , criptón y xenón también aparecen en abundancia en relación con los niveles solares (ver tabla), mientras que el neón es más escaso. Otros compuestos químicos tales como la arsina (AsH 3 ) y germano (GEH 4 ) están presentes sólo en cantidades traza. La atmósfera superior de Júpiter contiene pequeñas cantidades de hidrocarburos simples como etano , acetileno y diacetileno , que se forman a partir del metano bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar y partículas cargadas provenientes de la magnetosfera de Júpiter . Se cree que el dióxido de carbono , el monóxido de carbono y el agua presentes en la atmósfera superior se originan en cometas impactantes , como Shoemaker-Levy 9 . El agua no puede provenir de la troposfera porque la tropopausa fría actúa como una trampa fría, evitando efectivamente que el agua suba a la estratosfera (ver Estructura vertical arriba).

Las mediciones realizadas desde la Tierra y las naves espaciales han permitido mejorar el conocimiento de las proporciones isotópicas en la atmósfera de Júpiter. En julio de 2003, el valor aceptado para la abundancia de deuterio es (2,25 ± 0,35) × 10 −5 , que probablemente representa el valor primordial en la nebulosa protosolar que dio origen al Sistema Solar. La proporción de isótopos de nitrógeno en la atmósfera joviana, 15 N a 14 N , es 2,3 × 10 −3 , un tercio más baja que la de la atmósfera terrestre (3,5 × 10 −3 ). El último descubrimiento es especialmente significativo ya que las teorías anteriores de la formación del Sistema Solar consideraban primordial el valor terrestre de la proporción de isótopos de nitrógeno.

Zonas, cinturones y chorros

Una proyección estereográfica polar de la atmósfera de Júpiter centrada en el polo sur de Júpiter.

La superficie visible de Júpiter se divide en varias bandas paralelas al ecuador. Hay dos tipos de bandas: zonas de colores claros y cinturones relativamente oscuros . La Zona Ecuatorial (EZ) más amplia se extiende entre latitudes de aproximadamente 7 ° S a 7 ° N. Por encima y por debajo de la EZ, los cinturones ecuatoriales norte y sur (NEB y SEB) se extienden hasta 18 ° N y 18 ° S, respectivamente. Más lejos del ecuador se encuentran las zonas tropicales norte y sur (NtrZ y STrZ). El patrón alterno de cinturones y zonas continúa hasta las regiones polares en aproximadamente 50 grados de latitud, donde su apariencia visible se vuelve algo apagada. La estructura básica de la zona del cinturón probablemente se extiende bien hacia los polos, llegando al menos a 80 ° Norte o Sur.

La diferencia en la apariencia entre zonas y cinturones se debe a diferencias en la opacidad de las nubes. La concentración de amoníaco es mayor en las zonas, lo que conduce a la aparición de nubes más densas de hielo de amoníaco en altitudes más altas, lo que a su vez conduce a su color más claro. Por otro lado, en los cinturones las nubes son más delgadas y se ubican en altitudes más bajas. La troposfera superior es más fría en zonas y más cálida en cinturones. Se desconoce la naturaleza exacta de los productos químicos que hacen que las zonas y bandas jovianas sean tan coloridas, pero pueden incluir compuestos complicados de azufre , fósforo y carbono .

Las bandas jovianas están limitadas por flujos atmosféricos zonales (vientos), llamados chorros . Los chorros hacia el este ( progrados ) se encuentran en la transición de zonas a cinturones (alejándose del ecuador), mientras que los chorros hacia el oeste ( retrógrados ) marcan la transición de cinturones a zonas. Tales patrones de velocidad de flujo significan que los vientos zonales disminuyen en los cinturones y aumentan en las zonas desde el ecuador hasta el polo. Por tanto, la cizalladura del viento en los cinturones es ciclónica , mientras que en las zonas es anticiclónica . La EZ es una excepción a esta regla, que muestra un fuerte chorro hacia el este (progrado) y tiene un mínimo local de la velocidad del viento exactamente en el ecuador. Las velocidades del chorro son altas en Júpiter, alcanzando más de 100 m / s. Estas velocidades corresponden a nubes de amoníaco ubicadas en el rango de presión de 0,7 a 1 bar. Los chorros progrados son generalmente más potentes que los chorros retrógrados. Se desconoce la extensión vertical de los chorros. Se descomponen en dos o tres alturas de escala por encima de las nubes, mientras que por debajo del nivel de las nubes, los vientos aumentan ligeramente y luego permanecen constantes hasta al menos 22 bar, la profundidad operativa máxima alcanzada por la sonda Galileo .

Velocidades del viento zonales en la atmósfera de Júpiter

El origen de la estructura de bandas de Júpiter no está completamente claro, aunque puede ser similar al que impulsa las células de Hadley de la Tierra . La interpretación más simple es que las zonas son sitios de afloramientos atmosféricos , mientras que los cinturones son manifestaciones de afloramientos . Cuando el aire enriquecido en amoniaco sube por zonas, se expande y se enfría, formando nubes altas y densas. En los cinturones, sin embargo, el aire desciende, calentándose adiabáticamente como en una zona de convergencia en la Tierra, y las nubes blancas de amoníaco se evaporan, revelando nubes más bajas y oscuras. La ubicación y el ancho de las bandas, la velocidad y la ubicación de los chorros en Júpiter son notablemente estables, habiendo cambiado solo ligeramente entre 1980 y 2000. Un ejemplo de cambio es una disminución de la velocidad del chorro más fuerte hacia el este ubicado en el límite entre el norte tropical zona y cinturones templados del norte a 23 ° N. Sin embargo, las bandas varían en coloración e intensidad con el tiempo (ver más abajo). Estas variaciones se observaron por primera vez a principios del siglo XVII.

Bandas específicas

Ilustración idealizada de las bandas de nubes de Júpiter, etiquetadas con sus abreviaturas oficiales. Las zonas más claras se indican a la derecha, los cinturones más oscuros a la izquierda. La Gran Mancha Roja y el Oval BA se muestran en la Zona Tropical Sur y el Cinturón Templado Sur, respectivamente.

Los cinturones y zonas que dividen la atmósfera de Júpiter tienen cada uno sus propios nombres y características únicas. Comienzan debajo de las regiones polares norte y sur, que se extienden desde los polos hasta aproximadamente 40-48 ° N / S. Estas regiones de color gris azulado generalmente no tienen rasgos distintivos.

La región templada norte-norte rara vez muestra más detalles que las regiones polares, debido al oscurecimiento de las extremidades , el escorzo y la difusión general de las características. Sin embargo, el Cinturón Templado Norte-Norte (NNTB) es el cinturón distintivo más septentrional, aunque ocasionalmente desaparece. Los disturbios tienden a ser leves y de corta duración. La Zona Templada Norte-Norte (NNTZ) es quizás más prominente, pero también generalmente tranquila. Ocasionalmente se observan otros cinturones y zonas menores de la región.

La Región Templada del Norte es parte de una región latitudinal fácilmente observable desde la Tierra y, por lo tanto, tiene un excelente historial de observación. También presenta la corriente en chorro prograda más fuerte del planeta, una corriente del oeste que forma el límite sur del Cinturón Templado Norte (NTB). El NTB se desvanece aproximadamente una vez por década (este fue el caso durante los encuentros de la Voyager ), lo que hace que la Zona Templada Norte (NTZ) aparentemente se fusione con la Zona Tropical Norte (NTropZ). Otras veces, la NTZ está dividida por un cinturón estrecho en componentes norte y sur.

La Región Tropical Norte está compuesta por la NTropZ y el Cinturón Ecuatorial Norte (NEB). El NTropZ es generalmente estable en coloración, cambiando de tinte solo en conjunto con la actividad en la corriente en chorro del sur del NTB. Al igual que la NTZ, a veces también está dividida por una banda estrecha, la NTropB. En raras ocasiones, el sur de NTropZ acoge "Little Red Spots". Como sugiere el nombre, estos son equivalentes al norte de la Gran Mancha Roja. A diferencia de los GRS, tienden a ocurrir en pares y siempre son de corta duración, con una duración promedio de un año; uno estuvo presente durante el encuentro de Pioneer 10 .

El NEB es uno de los cinturones más activos del planeta. Se caracteriza por óvalos blancos anticiclónicos y "barcazas" ciclónicas (también conocidas como "óvalos marrones"), y los primeros suelen formarse más al norte que los segundos; al igual que en NTropZ, la mayoría de estas características tienen una vida relativamente corta. Al igual que el Cinturón Ecuatorial Sur (SEB), el NEB a veces se ha desvanecido y "revivido" dramáticamente. La escala de tiempo de estos cambios es de unos 25 años.

Zonas, cinturones y vórtices en Júpiter. La amplia zona ecuatorial es visible en el centro rodeada por dos cinturones ecuatoriales oscuros (SEB y NEB). Los grandes "puntos calientes" irregulares de color azul grisáceo en el borde norte de la Zona Ecuatorial blanca cambian con el transcurso del tiempo a medida que marchan hacia el este a través del planeta. La Gran Mancha Roja se encuentra en el margen sur del SEB. Hileras de pequeñas tormentas giran alrededor de los óvalos del hemisferio norte. Los rasgos pequeños y muy brillantes, posibles tormentas eléctricas, aparecen rápida y aleatoriamente en regiones turbulentas. Las características más pequeñas visibles en el ecuador tienen unos 600 kilómetros de ancho. Esta animación de 14 fotogramas abarca 24 días jovianos, o unos 10 días terrestres. El paso del tiempo se acelera en un factor de 600.000. Los puntos negros ocasionales en la imagen son lunas de Júpiter entrando en el campo de visión.

La Región Ecuatorial (EZ) es una de las regiones más estables del planeta, en latitud y actividad. El borde norte de la EZ alberga columnas espectaculares que se arrastran hacia el suroeste desde el NEB, que están delimitadas por características oscuras y cálidas (en infrarrojos ) conocidas como festones (puntos calientes). Aunque el límite sur de la EZ suele estar inactivo, las observaciones desde finales del siglo XIX hasta principios del siglo XX muestran que este patrón se invirtió con respecto a la actualidad. La EZ varía considerablemente en coloración, de pálido a ocre , o incluso cobrizo; ocasionalmente se divide por una banda ecuatorial (EB). Las características de la EZ se mueven aproximadamente 390 km / h en relación con las otras latitudes.

La Región Tropical Sur incluye el Cinturón Ecuatorial Sur (SEB) y la Zona Tropical Sur. Es, con mucho, la región más activa del planeta, ya que alberga su corriente en chorro retrógrada más fuerte . El SEB suele ser el cinturón más ancho y oscuro de Júpiter; a veces se divide en una zona (la SEBZ) y puede desaparecer por completo cada 3 a 15 años antes de reaparecer en lo que se conoce como un ciclo de reactivación de SEB. Un período de semanas o meses después de la desaparición del cinturón, se forma una mancha blanca y hace erupción un material marrón oscuro que se estira en un nuevo cinturón por los vientos de Júpiter. El cinturón desapareció más recientemente en mayo de 2010. Otra característica del SEB es un largo tren de perturbaciones ciclónicas que siguen a la Gran Mancha Roja. Como NTropZ, STropZ es una de las zonas más prominentes del planeta; no solo contiene el GRS, sino que ocasionalmente es alquilado por un Disturbio Tropical Sur (STropD), una división de la zona que puede ser muy longeva; el más famoso duró desde 1901 hasta 1939.

Esta imagen del HST revela una estructura de ondas poco común justo al norte del ecuador del planeta.

La Región Templada Sur, o Cinturón Templado Sur (STB), es otro cinturón oscuro y prominente, más que el NTB; Hasta marzo de 2000, sus características más famosas eran los óvalos blancos de larga duración BC, DE y FA, ​​que desde entonces se han fusionado para formar Oval BA ("Red Jr."). Los óvalos eran parte de la Zona Templada Sur, pero se extendían hasta STB bloqueándola parcialmente. El STB se ha desvanecido ocasionalmente, aparentemente debido a interacciones complejas entre los óvalos blancos y el GRS. La apariencia de la Zona Templada Sur (STZ), la zona en la que se originaron los óvalos blancos, es muy variable.

Hay otras características en Júpiter que son temporales o difíciles de observar desde la Tierra. La Región Templada Sur Sur es más difícil de discernir incluso que la NNTR; su detalle es sutil y solo puede estudiarse bien con grandes telescopios o naves espaciales. Muchas zonas y cinturones son de naturaleza más transitoria y no siempre son visibles. Estos incluyen la banda ecuatorial (EB), la zona del cinturón ecuatorial norte (NEBZ, una zona blanca dentro del cinturón) y la zona del cinturón ecuatorial sur (SEBZ). Los cinturones también se parten ocasionalmente por una alteración repentina. Cuando una perturbación divide un cinturón o zona normalmente singular, se agrega una N o una S para indicar si el componente es el norte o el sur; por ejemplo, NEB (N) y NEB (S).

Dinámica

2009
2010

La circulación en la atmósfera de Júpiter es marcadamente diferente a la de la atmósfera de la Tierra . El interior de Júpiter es fluido y carece de superficie sólida. Por lo tanto, la convección puede ocurrir en toda la envoltura molecular exterior del planeta. A partir de 2008, no se ha desarrollado una teoría completa de la dinámica de la atmósfera joviana. Cualquier teoría de este tipo necesita explicar los siguientes hechos: la existencia de bandas estrechas y estables y chorros que son simétricos en relación con el ecuador de Júpiter, el fuerte chorro progrado observado en el ecuador, la diferencia entre zonas y cinturones, y el origen y persistencia de grandes vórtices. como la Gran Mancha Roja.

Las teorías sobre la dinámica de la atmósfera joviana se pueden dividir en dos clases: superficial y profunda. Los primeros sostienen que la circulación observada se limita en gran medida a una fina capa exterior (meteorológica) del planeta, que se superpone al interior estable. La última hipótesis postula que los flujos atmosféricos observados son solo una manifestación superficial de una circulación profundamente arraigada en la envoltura molecular exterior de Júpiter. Como ambas teorías tienen sus propios éxitos y fracasos, muchos científicos planetarios piensan que la verdadera teoría incluirá elementos de ambos modelos.

Modelos poco profundos

Los primeros intentos de explicar la dinámica atmosférica joviana se remontan a la década de 1960. Se basaron en parte en la meteorología terrestre , que se había desarrollado bien en ese momento. Esos modelos poco profundos suponían que los chorros de Júpiter son impulsados ​​por turbulencias a pequeña escala , que a su vez se mantienen por convección húmeda en la capa exterior de la atmósfera (por encima de las nubes de agua). La convección húmeda es un fenómeno relacionado con la condensación y evaporación del agua y es uno de los principales impulsores del clima terrestre. La producción de los chorros en este modelo está relacionada con una propiedad bien conocida de la turbulencia bidimensional, la llamada cascada inversa, en la que pequeñas estructuras turbulentas (vórtices) se fusionan para formar otras más grandes. El tamaño finito del planeta significa que la cascada no puede producir estructuras más grandes que alguna escala característica, que para Júpiter se llama escala de Rhines. Su existencia está relacionada con la producción de ondas de Rossby . Este proceso funciona de la siguiente manera: cuando las estructuras turbulentas más grandes alcanzan un cierto tamaño, la energía comienza a fluir hacia las ondas de Rossby en lugar de las estructuras más grandes, y la cascada inversa se detiene. Dado que en el planeta esférico que gira rápidamente la relación de dispersión de las ondas de Rossby es anisotrópica , la escala de Rhines en la dirección paralela al ecuador es mayor que en la dirección ortogonal a él. El resultado final del proceso descrito anteriormente es la producción de estructuras alargadas a gran escala, que son paralelas al ecuador. La extensión meridional de ellos parece coincidir con el ancho real de los chorros. Por lo tanto, en modelos poco profundos, los vórtices alimentan los chorros y deberían desaparecer al fusionarse con ellos.

Si bien estos modelos de capas climáticas pueden explicar con éxito la existencia de una docena de chorros estrechos, tienen serios problemas. Un fallo flagrante del modelo es el chorro ecuatorial progrado (superrrotatorio): con algunas raras excepciones, los modelos poco profundos producen un fuerte chorro retrógrado (subrrotante), contrariamente a las observaciones. Además, los chorros tienden a ser inestables y pueden desaparecer con el tiempo. Los modelos superficiales no pueden explicar cómo los flujos atmosféricos observados en Júpiter violan los criterios de estabilidad. Las versiones multicapa más elaboradas de los modelos de capas meteorológicas producen una circulación más estable, pero persisten muchos problemas. Mientras tanto, la sonda Galileo descubrió que los vientos en Júpiter se extienden muy por debajo de las nubes de agua a 5-7 bar y no muestran ninguna evidencia de desintegración hasta el nivel de presión de 22 bar, lo que implica que la circulación en la atmósfera joviana puede de hecho ser profunda. .

Modelos profundos

El modelo profundo fue propuesto por primera vez por Busse en 1976. Su modelo se basó en otra característica bien conocida de la mecánica de fluidos, el teorema de Taylor-Proudman . Sostiene que en cualquier líquido ideal barotrópico de rotación rápida , los flujos están organizados en una serie de cilindros paralelos al eje de rotación. Las condiciones del teorema probablemente se cumplen en el fluido interior joviano. Por lo tanto, el manto de hidrógeno molecular del planeta puede dividirse en cilindros, teniendo cada cilindro una circulación independiente de los demás. Aquellas latitudes donde los límites externos e internos de los cilindros se cruzan con la superficie visible del planeta corresponden a los chorros; los cilindros mismos se observan como zonas y correas.

Imagen térmica de Júpiter obtenida por la instalación del telescopio infrarrojo de la NASA

El modelo profundo explica fácilmente el fuerte chorro progrado observado en el ecuador de Júpiter; los chorros que produce son estables y no obedecen al criterio de estabilidad 2D. Sin embargo, tiene grandes dificultades; produce una cantidad muy pequeña de chorros amplios, y las simulaciones realistas de flujos 3D no son posibles a partir de 2008, lo que significa que los modelos simplificados utilizados para justificar la circulación profunda pueden no captar aspectos importantes de la dinámica de fluidos dentro de Júpiter. Un modelo publicado en 2004 reprodujo con éxito la estructura de chorro de banda joviana. Supuso que el manto de hidrógeno molecular es más delgado que en todos los demás modelos; ocupando solo el 10% exterior del radio de Júpiter. En los modelos estándar del interior joviano, el manto comprende el 20-30% exterior. El impulso de la circulación profunda es otro problema. Los flujos profundos pueden ser causados ​​tanto por fuerzas superficiales (convección húmeda, por ejemplo) como por convección profunda en todo el planeta que transporta el calor fuera del interior joviano. Aún no está claro cuál de estos mecanismos es más importante.

Calor interno

Como se sabe desde 1966, Júpiter irradia mucho más calor del que recibe del Sol. Se estima que la relación entre la potencia térmica emitida por el planeta y la potencia térmica absorbida por el Sol es de 1,67 ± 0,09 . El flujo de calor interno de Júpiter es de 5,44 ± 0,43 W / m 2 , mientras que la potencia total emitida es de 335 ± 26 petavatios . El último valor es aproximadamente igual a una mil millonésima parte de la potencia total irradiada por el sol. Este exceso de calor es principalmente el calor primordial de las primeras fases de la formación de Júpiter, pero puede resultar en parte de la precipitación de helio en el núcleo.

El calor interno puede ser importante para la dinámica de la atmósfera joviana. Si bien Júpiter tiene una pequeña oblicuidad de aproximadamente 3 ° y sus polos reciben mucha menos radiación solar que su ecuador, las temperaturas de la troposfera no cambian apreciablemente del ecuador a los polos. Una explicación es que el interior convectivo de Júpiter actúa como un termostato, liberando más calor cerca de los polos que en la región ecuatorial. Esto conduce a una temperatura uniforme en la troposfera. Mientras que el calor se transporta desde el ecuador a los polos principalmente a través de la atmósfera de la Tierra, en Júpiter la convección profunda equilibra el calor. Se cree que la convección en el interior joviano es impulsada principalmente por el calor interno.

Funciones discretas

Vórtices

Vista IR de New Horizons de la atmósfera de Júpiter

La atmósfera de Júpiter alberga cientos de vórtices, estructuras circulares giratorias que, como en la atmósfera de la Tierra, se pueden dividir en dos clases: ciclones y anticiclones . Los ciclones giran en una dirección similar a la rotación del planeta ( en sentido antihorario en el hemisferio norte y en sentido horario en el sur); los anticiclones giran en sentido inverso. Sin embargo, a diferencia de la atmósfera terrestre , los anticiclones predominan sobre los ciclones en Júpiter: más del 90% de los vórtices de más de 2000 km de diámetro son anticiclones. La vida útil de los vórtices jovianos varía desde varios días hasta cientos de años, según su tamaño. Por ejemplo, la vida media de un anticiclón de entre 1000 y 6000 km de diámetro es de 1 a 3 años. Nunca se han observado vórtices en la región ecuatorial de Júpiter (dentro de los 10 ° de latitud), donde son inestables. Como en cualquier planeta que gira rápidamente, los anticiclones de Júpiter son centros de alta presión , mientras que los ciclones son de baja presión.

Gran punto frío en Júpiter
Nubes de Júpiter
( Juno ; octubre de 2017)

Los anticiclones en la atmósfera de Júpiter siempre están confinados dentro de zonas, donde la velocidad del viento aumenta en dirección desde el ecuador hacia los polos. Suelen ser brillantes y aparecen como óvalos blancos. Pueden moverse en longitud , pero permanecen aproximadamente en la misma latitud ya que no pueden escapar de la zona de confinamiento. Las velocidades del viento en su periferia son de unos 100 m / s. Los diferentes anticiclones ubicados en una zona tienden a fusionarse cuando se acercan entre sí. Sin embargo, Júpiter tiene dos anticiclones que son algo diferentes a todos los demás. Son la Gran Mancha Roja (GRS) y el Oval BA; este último se formó solo en 2000. En contraste con los óvalos blancos, estas estructuras son rojas, posiblemente debido al dragado de material rojo de las profundidades del planeta. En Júpiter, los anticiclones generalmente se forman a través de la fusión de estructuras más pequeñas, incluidas las tormentas convectivas (ver más abajo), aunque los grandes óvalos pueden resultar de la inestabilidad de los chorros. Esto último se observó en 1938-1940, cuando aparecieron algunos óvalos blancos como resultado de la inestabilidad de la zona templada del sur; luego se fusionaron para formar Oval BA.

A diferencia de los anticiclones, los ciclones jovianos tienden a ser estructuras pequeñas, oscuras e irregulares. Algunas de las características más oscuras y regulares se conocen como óvalos marrones (o insignias). Sin embargo, se ha sugerido la existencia de algunos ciclones grandes de larga duración. Además de los ciclones compactos, Júpiter tiene varios grandes parches filamentosos irregulares, que demuestran la rotación ciclónica . Uno de ellos se encuentra al oeste del GRS (en su región de estela ) en el cinturón ecuatorial sur. Estos parches se denominan regiones ciclónicas (CR). Los ciclones siempre están ubicados en los cinturones y tienden a fusionarse cuando se encuentran, al igual que los anticiclones.

La estructura profunda de los vórtices no está del todo clara. Se cree que son relativamente delgados, ya que cualquier espesor superior a unos 500 km provocará inestabilidad. Se sabe que los grandes anticiclones se extienden solo unas pocas decenas de kilómetros por encima de las nubes visibles. La hipótesis inicial de que los vórtices son plumas convectivas profundas (o columnas convectivas) a partir de 2008 no es compartida por la mayoría de los científicos planetarios .

Gran Mancha Roja

La Gran Mancha Roja está disminuyendo de tamaño (15 de mayo de 2014).

La Gran Mancha Roja (GRS) es una tormenta anticiclónica persistente , 22 ° al sur del ecuador de Júpiter; Las observaciones de la Tierra establecen una duración mínima de la tormenta de 350 años. Una tormenta fue descrita como un "lugar permanente" por Gian Domenico Cassini después de observar la característica en julio de 1665 con su fabricante de instrumentos Eustachio Divini . Según un informe de Giovanni Battista Riccioli en 1635, Leander Bandtius, a quien Riccioli identificó como el abad de Dunisburgh que poseía un "telescopio extraordinario", observó una gran mancha que describió como "ovalada, equivalente a una séptima parte del diámetro de Júpiter en su parte más larga". . " Según Riccioli, "estas características rara vez se pueden ver, y solo con un telescopio de calidad y aumento excepcionales". Sin embargo, la Gran Mancha se ha observado casi continuamente desde la década de 1870.

El GRS gira en sentido antihorario, con un período de aproximadamente seis días terrestres o 14  días jovianos . Sus dimensiones son de 24.000 a 40.000 km de este a oeste y de 12.000 a 14.000 km de norte a sur. El lugar es lo suficientemente grande como para contener dos o tres planetas del tamaño de la Tierra. A principios de 2004, la Gran Mancha Roja tenía aproximadamente la mitad de la extensión longitudinal que tenía hace un siglo, cuando tenía 40.000 km de diámetro. Al ritmo actual de reducción, podría potencialmente volverse circular para 2040, aunque esto es poco probable debido al efecto de distorsión de las corrientes en chorro vecinas. No se sabe cuánto durará la mancha o si el cambio es el resultado de fluctuaciones normales.

Una imagen infrarroja de GRS (arriba) y Oval BA (abajo a la izquierda) que muestra su centro frío, tomada por el Very Large Telescope terrestre. Se muestra una imagen hecha por el Telescopio Espacial Hubble (abajo) para comparar.

Según un estudio realizado por científicos de la Universidad de California, Berkeley , entre 1996 y 2006 la mancha perdió el 15 por ciento de su diámetro a lo largo de su eje principal. Xylar Asay-Davis, quien estuvo en el equipo que realizó el estudio, señaló que la mancha no está desapareciendo porque "la velocidad es una medida más robusta porque las nubes asociadas con la Mancha Roja también están fuertemente influenciadas por muchos otros fenómenos en la atmósfera circundante". . "

Los datos infrarrojos han indicado durante mucho tiempo que la Gran Mancha Roja es más fría (y por lo tanto, más alta en altitud) que la mayoría de las otras nubes del planeta; las cimas de las nubes del GRS están a unos 8 km por encima de las nubes circundantes. Además, el seguimiento cuidadoso de las características atmosféricas reveló la circulación en sentido antihorario del lugar desde 1966, observaciones confirmadas dramáticamente por las primeras películas de lapso de tiempo de los sobrevuelos de la Voyager . El lugar está espacialmente confinado por una modesta corriente en chorro hacia el este (prograda) hacia el sur y una muy fuerte hacia el oeste (retrógrada) hacia el norte. Aunque los vientos alrededor del borde de la mancha alcanzan un pico de aproximadamente 120 m / s (432 km / h), las corrientes en su interior parecen estancadas, con poca entrada o salida. El período de rotación de la mancha ha disminuido con el tiempo, quizás como resultado directo de su constante reducción de tamaño. En 2010, los astrónomos con imagen formada los GRS en el infrarrojo lejano (8,5 a 24 micras) con una resolución espacial más alta que nunca antes y encontraron que su central, región más roja es más caliente que sus alrededores por entre 3-4  K . La masa de aire caliente se encuentra en la troposfera superior en el rango de presión de 200 a 500 mbar. Este punto central cálido gira en sentido contrario lentamente y puede ser causado por un hundimiento débil del aire en el centro de GRS.

La latitud de la Gran Mancha Roja se ha mantenido estable durante la duración de buenos registros de observación, que suelen variar en aproximadamente un grado. Sin embargo, su longitud está sujeta a variaciones constantes. Debido a que las características visibles de Júpiter no giran uniformemente en todas las latitudes, los astrónomos han definido tres sistemas diferentes para definir la longitud. El Sistema II se utiliza para latitudes de más de 10 °, y originalmente se basó en la tasa de rotación promedio de la Gran Mancha Roja de 9h 55m 42s. A pesar de esto, el lugar ha "lamido" el planeta en el Sistema II al menos 10 veces desde principios del siglo XIX. Su tasa de deriva ha cambiado drásticamente a lo largo de los años y se ha relacionado con el brillo del Cinturón Ecuatorial Sur y la presencia o ausencia de una perturbación tropical del sur.

Comparación de tamaño aproximado de la Tierra superpuesta en esta imagen del 29 de diciembre de 2000 que muestra la Gran Mancha Roja

No se sabe exactamente qué causa el color rojizo de la Gran Mancha Roja. Las teorías respaldadas por experimentos de laboratorio suponen que el color puede ser causado por moléculas orgánicas complejas, fósforo rojo u otro compuesto de azufre. El GRS varía mucho en tonalidad, desde casi rojo ladrillo hasta salmón pálido, o incluso blanco. La temperatura más alta de la región central más roja es la primera evidencia de que el color de la mancha se ve afectado por factores ambientales. La mancha ocasionalmente desaparece del espectro visible, volviéndose evidente solo a través del Red Spot Hollow, que es su nicho en el Cinturón Ecuatorial Sur (SEB). La visibilidad de GRS aparentemente está acoplada a la aparición de SEB; cuando el cinturón es de color blanco brillante, la mancha tiende a ser oscura, y cuando está oscuro, la mancha suele ser clara. Los períodos en los que la mancha es oscura o clara ocurren a intervalos irregulares; en los 50 años de 1947 a 1997, la mancha fue más oscura en los períodos 1961-1966, 1968-1975, 1989-1990 y 1992-1993. En noviembre de 2014, un análisis de datos de la misión Cassini de la NASA reveló que el color rojo es probablemente producto de sustancias químicas simples que se rompen por la irradiación solar ultravioleta en la atmósfera superior del planeta.

La Gran Mancha Roja no debe confundirse con la Gran Mancha Oscura, una característica observada cerca del polo norte de Júpiter en 2000 por la nave espacial Cassini-Huygens . Una característica de la atmósfera de Neptuno también se llamó Gran Mancha Oscura . La última característica, fotografiada por la Voyager 2 en 1989, puede haber sido un agujero atmosférico en lugar de una tormenta. Ya no estaba presente en 1994, aunque había aparecido un lugar similar más al norte.

BA ovalada

BA ovalada (izquierda)

Oval BA es una tormenta roja en el hemisferio sur de Júpiter similar en forma, aunque más pequeña, a la Gran Mancha Roja (a menudo se la conoce cariñosamente como "Red Spot Jr.", "Red Jr." o "La Pequeña Mancha Roja" ). Una característica en el Cinturón Templado Sur, Oval BA se vio por primera vez en 2000 después de la colisión de tres pequeñas tormentas blancas, y se ha intensificado desde entonces.

La formación de las tres tormentas ovaladas blancas que luego se fusionaron en Oval BA se remonta a 1939, cuando la Zona Templada Sur fue desgarrada por rasgos oscuros que efectivamente dividieron la zona en tres secciones largas. El observador joviano Elmer J. Reese etiquetó las secciones oscuras AB, CD y EF. Las grietas se expandieron, encogiendo los segmentos restantes de la STZ en los óvalos blancos FA, BC y DE. Ovals BC y DE se fusionaron en 1998, formando Oval BE. Luego, en marzo de 2000, BE y FA se unieron, formando Oval BA. (ver óvalos blancos , a continuación)

Formación de Oval BA a partir de tres óvalos blancos.
BA ovalada (abajo), Gran Mancha Roja (arriba) y "Baby Red Spot" (medio) durante un breve encuentro en junio de 2008

Oval BA comenzó a ponerse rojo lentamente en agosto de 2005. El 24 de febrero de 2006, el astrónomo aficionado filipino Christopher Go descubrió el cambio de color y señaló que había alcanzado el mismo tono que el GRS. Como resultado, el escritor de la NASA, el Dr. Tony Phillips, sugirió que se llamara "Red Spot Jr." o "Red Jr."

En abril de 2006, un equipo de astrónomos, creyendo que Oval BA podría converger con el GRS ese año, observó las tormentas a través del Telescopio Espacial Hubble . Las tormentas se suceden aproximadamente cada dos años, pero las de 2002 y 2004 no produjeron nada emocionante. La Dra. Amy Simon- Miller, del Centro de Vuelo Espacial Goddard , predijo que las tormentas tendrían su paso más cercano el 4 de julio de 2006. El 20 de julio, las dos tormentas fueron fotografiadas pasándose por el Observatorio Gemini sin converger.

No se comprende por qué Oval BA se puso rojo. Según un estudio de 2008 realizado por el Dr. Santiago Pérez-Hoyos de la Universidad del País Vasco, el mecanismo más probable es "una difusión hacia arriba y hacia adentro de un compuesto coloreado o un vapor de recubrimiento que puede interactuar más tarde con fotones solares de alta energía en los niveles superiores de Oval BA ". Algunos creen que las pequeñas tormentas (y sus correspondientes manchas blancas) en Júpiter se vuelven rojas cuando los vientos se vuelven lo suficientemente poderosos como para extraer ciertos gases de las profundidades de la atmósfera que cambian de color cuando esos gases se exponen a la luz solar.

Oval BA se está volviendo más fuerte según las observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble en 2007. Las velocidades del viento han alcanzado los 618 km / h; casi igual que en la Gran Mancha Roja y mucho más fuerte que cualquiera de las tormentas progenitoras. En julio de 2008, su tamaño es aproximadamente del diámetro de la Tierra, aproximadamente la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja.

Oval BA no debe confundirse con otra gran tormenta en Júpiter, la Pequeña Mancha Roja Tropical del Sur (LRS) (apodada "la Mancha Roja Bebé" por la NASA), que fue destruida por el GRS. La nueva tormenta, que anteriormente era una mancha blanca en las imágenes del Hubble, se volvió roja en mayo de 2008. Las observaciones fueron dirigidas por Imke de Pater de la Universidad de California, en Berkeley, EE . UU . El Baby Red Spot se encontró con el GRS a finales de junio y principios de julio de 2008, y en el curso de una colisión, el pequeño punto rojo se rompió en pedazos. Los restos de Baby Red Spot orbitaron primero y luego fueron consumidos por el GRS. El último de los restos con un color rojizo identificado por los astrónomos había desaparecido a mediados de julio, y las piezas restantes volvieron a chocar con el GRS y finalmente se fusionaron con la tormenta más grande. Las piezas restantes de Baby Red Spot habían desaparecido por completo en agosto de 2008. Durante este encuentro, Oval BA estuvo presente cerca, pero no jugó ningún papel aparente en la destrucción de Baby Red Spot.

Tormentas y relámpagos

Rayo en el lado nocturno de Júpiter, fotografiado por el orbitador Galileo en 1997
Júpiter - tormentas del sur - JunoCam

Las tormentas en Júpiter son similares a tormentas eléctricas en la Tierra. Se revelan a través de nubes grumosas brillantes de unos 1000 km de tamaño, que aparecen de vez en cuando en las regiones ciclónicas de los cinturones, especialmente dentro de los fuertes chorros (retrógrados) hacia el oeste. A diferencia de los vórtices, las tormentas son fenómenos de corta duración; el más fuerte de ellos puede existir durante varios meses, mientras que la vida media es de sólo 3 a 4 días. Se cree que se deben principalmente a la convección húmeda dentro de la troposfera de Júpiter. Las tormentas son en realidad altas columnas convectivas ( penachos ), que llevan el aire húmedo de las profundidades a la parte superior de la troposfera, donde se condensa en nubes. Una extensión vertical típica de las tormentas jovianas es de unos 100 km; ya que se extienden desde un nivel de presión de aproximadamente 5-7 bar, donde se encuentra la base de una hipotética capa de nubes de agua, hasta tan alto como 0.2-0.5 bar.

Las tormentas en Júpiter siempre están asociadas con rayos . Las imágenes del hemisferio del lado nocturno de Júpiter por las naves espaciales Galileo y Cassini revelaron destellos de luz regulares en los cinturones jovianos y cerca de las ubicaciones de los chorros hacia el oeste, particularmente en las latitudes 51 ° N, 56 ° S y 14 ° S. En Júpiter, los rayos son en promedio unas pocas veces más poderosos que los de la Tierra. Sin embargo, son menos frecuentes; la potencia de la luz emitida desde un área determinada es similar a la de la Tierra. Se han detectado algunos destellos en regiones polares, lo que convierte a Júpiter en el segundo planeta conocido después de la Tierra que exhibe rayos polares. Un radiómetro de microondas ( Juno ) detectó muchos más en 2018.

Cada 15 a 17 años, Júpiter está marcado por tormentas especialmente poderosas. Aparecen a 23 ° N de latitud, donde se ubica el chorro más fuerte hacia el este, que puede alcanzar los 150 m / s. La última vez que se observó un evento de este tipo fue en marzo-junio de 2007. Dos tormentas aparecieron en el cinturón templado del norte a 55 ° de longitud. Alteraron significativamente el cinturón. El material oscuro que fue arrojado por las tormentas se mezcló con las nubes y cambió el color del cinturón. Las tormentas se movieron a una velocidad de hasta 170 m / s, un poco más rápido que el propio chorro, lo que insinúa la existencia de fuertes vientos en las profundidades de la atmósfera.

Ciclones circumpolares

Imagen JIRAM de las CPC del sur

Otras características notables de Júpiter son sus ciclones cerca de los polos norte y sur del planeta. Estos se denominan ciclones circumpolares (CPC) y han sido observados por la nave espacial Juno utilizando JunoCam y JIRAM. Los ciclones solo se han observado durante un período de tiempo relativamente corto desde los perijoves 1-15, que es aproximadamente 795 días o dos años. El polo norte tiene ocho ciclones que se mueven alrededor de un ciclón central (NPC), mientras que el polo sur solo tiene cinco ciclones alrededor de un ciclón central (SPC), con una brecha entre el primer y segundo ciclones. Los ciclones se parecen a los huracanes en la Tierra con brazos espirales que se arrastran y un centro más denso, aunque existen diferencias entre los centros según el ciclón individual. Las CPC del norte generalmente mantienen su forma y posición en comparación con las CPC del sur y esto podría deberse a las velocidades del viento más rápidas que se experimentan en el sur, donde la velocidad media del viento ronda los 80 m / sa 90 m / s. Aunque hay más movimiento entre las CPC del sur, tienden a retener la estructura pentagonal en relación con el polo. También se ha observado que la velocidad angular del viento aumenta a medida que se acerca al centro y el radio se vuelve más pequeño, a excepción de un ciclón en el norte, que puede tener rotación en la dirección opuesta. La diferencia en el número de ciclones en el norte con respecto al sur se debe al tamaño de los ciclones. Las CPC del sur tienden a ser más grandes con radios que van de los 5.600 km a los 7.000 km, mientras que las CPC del norte van de los 4.000 km a los 4.600 km.

Los ciclones del norte tienden a mantener una estructura octagonal con el NPC como punto central. Los ciclones del norte tienen menos datos que los ciclones del sur debido a la iluminación limitada en el invierno del polo norte, lo que dificulta que JunoCam obtenga mediciones precisas de las posiciones de la CPC del norte en cada perijove (53 días), pero JIRAM puede recopilar suficientes datos para comprender las CPC del norte. La iluminación limitada dificulta ver el ciclón central norte, pero al hacer cuatro órbitas, se puede ver parcialmente el NPC y se puede identificar la estructura octagonal de los ciclones. La iluminación limitada también dificulta la visualización del movimiento de los ciclones, pero las primeras observaciones muestran que el NPC está desplazado del polo alrededor de 0,5˚ y que las CPC generalmente mantuvieron su posición alrededor del centro. A pesar de que los datos son más difíciles de obtener, se ha observado que las CPC del norte tienen una tasa de deriva de aproximadamente 1˚ a 2,5˚ por perijove hacia el oeste. El séptimo ciclón en el norte (n7) se desplaza un poco más que los demás y esto se debe a un óvalo blanco anticiclónico (AWO) que lo aleja más del NPC, lo que hace que la forma octogonal se distorsione ligeramente.

Los datos actuales muestran que el SPC muestra una variación posicional entre 1˚ y 2.5˚ en la latitud y se mantiene entre 200˚ y 250˚ de longitud y ha mostrado evidencia de que esto se repite aproximadamente cada 320 días. Los ciclones del sur tienden a comportarse de manera similar a los del norte y mantienen la estructura pentagonal alrededor del SPC, pero hay algún movimiento individual de algunos de los CPC. Los ciclones del sur no se mueven alrededor del polo sur, pero su rotación es más constante alrededor del SPC, que está desplazado del polo. La observación a corto plazo muestra que los ciclones del sur se mueven aproximadamente 1,5˚ por perijove, que es pequeño en comparación con las velocidades del viento de los ciclones y la atmósfera turbulenta de Júpiter. La brecha entre los ciclones uno y dos proporciona más movimiento para esas CPC específicas, lo que también hace que los otros ciclones que están cerca se muevan también, pero el ciclón cuatro se mueve menos porque está más lejos de la brecha. Los ciclones del sur se mueven individualmente en el sentido de las agujas del reloj, pero su movimiento como una estructura pentagonal se mueve en sentido contrario a las agujas del reloj y se desplaza más hacia el oeste.

Los ciclones circumpolares tienen diferentes morfologías, especialmente en el norte, donde los ciclones tienen una estructura "llena" o "caótica". La parte interior de los ciclones "caóticos" tiene vetas y motas de nubes a pequeña escala. Los ciclones "llenos" tienen un área lobulada muy delimitada que es de color blanco brillante cerca del borde con una parte interior oscura. Hay cuatro ciclones "llenos" y cuatro ciclones "caóticos" en el norte. Todos los ciclones del sur tienen una estructura en espiral extensa de escala fina en su exterior, pero todos difieren en tamaño y forma. Hay muy poca observación de los ciclones debido a los bajos ángulos del sol y una neblina que típicamente está sobre la atmósfera, pero lo poco que se ha observado muestra que los ciclones tienen un color rojizo.

Imagen en falso color de un punto caliente ecuatorial

Disturbios

El patrón normal de bandas y zonas a veces se interrumpe durante períodos de tiempo. Una clase particular de disrupción son los oscurecimientos de larga duración de la Zona Tropical Sur, normalmente denominados "Disturbios del Sur Tropical" (STD). La ETS de mayor duración registrada en la historia fue seguida desde 1901 hasta 1939, habiendo sido vista por primera vez por Percy B. Molesworth el 28 de febrero de 1901. Tomó la forma de oscurecimiento sobre parte de la zona tropical sur normalmente brillante. Desde entonces se han registrado varias perturbaciones similares en la Zona Tropical Sur.

Puntos calientes

Algunas de las características más misteriosas de la atmósfera de Júpiter son los puntos calientes. En ellos, el aire está relativamente libre de nubes y el calor puede escapar de las profundidades sin mucha absorción. Los puntos parecen puntos brillantes en las imágenes infrarrojas obtenidas a una longitud de onda de aproximadamente 5 μm. Están ubicados preferentemente en los cinturones, aunque hay un tren de puntos calientes prominentes en el borde norte de la Zona Ecuatorial. La sonda Galileo descendió a uno de esos puntos ecuatoriales. Cada mancha ecuatorial está asociada con una columna de nubes brillante ubicada al oeste de la misma y que alcanza un tamaño de hasta 10,000 km. Los puntos calientes generalmente tienen formas redondas, aunque no se parecen a los vórtices.

El origen de los puntos calientes no está claro. Pueden ser corrientes descendentes , donde el aire descendente se calienta y seca adiabáticamente o, alternativamente, pueden ser una manifestación de ondas de escala planetaria. La última hipótesis explica el patrón periódico de las manchas ecuatoriales.

Historia de la observación

Secuencia de lapso de tiempo desde la aproximación de la Voyager 1 a Júpiter

Los primeros astrónomos modernos, utilizando pequeños telescopios, registraron la apariencia cambiante de la atmósfera de Júpiter. Sus términos descriptivos — cinturones y zonas, manchas marrones y manchas rojas, plumas, barcazas, festones y serpentinas — todavía se usan. Otros términos como vorticidad, movimiento vertical, alturas de las nubes han entrado en uso más tarde, en el siglo XX.

Las primeras observaciones de la atmósfera joviana a una resolución más alta de la posible con telescopios terrestres fueron realizadas por las naves espaciales Pioneer 10 y 11 . Las primeras imágenes verdaderamente detalladas de la atmósfera de Júpiter fueron proporcionadas por las Voyager . Las dos naves espaciales pudieron obtener imágenes de detalles a una resolución de tan solo 5 km de tamaño en varios espectros, y también pudieron crear "películas de aproximación" de la atmósfera en movimiento. La sonda Galileo , que sufrió un problema con la antena, vio menos atmósfera de Júpiter pero con una resolución promedio mejor y un ancho de banda espectral más amplio.

Hoy en día, los astrónomos tienen acceso a un registro continuo de la actividad atmosférica de Júpiter gracias a telescopios como el telescopio espacial Hubble. Estos muestran que la atmósfera es ocasionalmente sacudida por perturbaciones masivas, pero que, en general, es notablemente estable. El movimiento vertical de la atmósfera de Júpiter se determinó en gran medida mediante la identificación de trazas de gases mediante telescopios terrestres. Los estudios espectroscópicos después de la colisión del cometa Shoemaker – Levy 9 permitieron vislumbrar la composición de Júpiter debajo de las nubes. Se registró la presencia de azufre diatómico (S 2 ) y disulfuro de carbono (CS 2 ), la primera detección de ambos en Júpiter y solo la segunda detección de S 2 en cualquier objeto astronómico , junto con otras moléculas como el amoníaco (NH 3 ) y sulfuro de hidrógeno (H 2 S), mientras que no se detectaron moléculas portadoras de oxígeno como el dióxido de azufre , para sorpresa de los astrónomos.

La sonda atmosférica Galileo , al sumergirse en Júpiter, midió el viento, la temperatura, la composición, las nubes y los niveles de radiación hasta 22 bar. Sin embargo, por debajo de 1 bar en otras partes de Júpiter hay incertidumbre en las cantidades.

Estudios de la Gran Mancha Roja

Una vista más estrecha de Júpiter y la Gran Mancha Roja vista desde la Voyager 1 en 1979

El primer avistamiento del GRS se atribuye a menudo a Robert Hooke , quien describió un lugar en el planeta en mayo de 1664; sin embargo, es probable que el lugar de Hooke estuviera en el cinturón equivocado por completo (el Cinturón Ecuatorial Norte, versus la ubicación actual en el Cinturón Ecuatorial Sur). Mucho más convincente es la descripción de Giovanni Cassini de un "lugar permanente" en el año siguiente. Con fluctuaciones en la visibilidad, la mancha de Cassini se observó desde 1665 hasta 1713.

Un misterio menor se refiere a un lugar joviano representado alrededor de 1700 en un lienzo de Donato Creti , que se exhibe en el Vaticano . Es parte de una serie de paneles en los que diferentes cuerpos celestes (magnificados) sirven como telón de fondo para varias escenas italianas, la creación de todas ellas supervisada por el astrónomo Eustachio Manfredi para mayor precisión. La pintura de Creti es la primera conocida en representar el GRS como rojo. Ningún elemento joviano se describió oficialmente como rojo antes de finales del siglo XIX.

El GRS actual se vio por primera vez solo después de 1830 y se estudió bien solo después de una aparición prominente en 1879. Una brecha de 118 años separa las observaciones hechas después de 1830 de su descubrimiento en el siglo XVII; Se desconoce si la mancha original se disipó y se volvió a formar, si se desvaneció o incluso si el registro de observación fue simplemente pobre. Los lugares más antiguos tenían una historia de observación corta y un movimiento más lento que el del lugar moderno, lo que hace que su identidad sea poco probable.

La cámara de campo ancho 3 del Hubble tomó la región GRS en su tamaño más pequeño hasta ahora.

El 25 de febrero de 1979, cuando la nave espacial Voyager 1 estaba a 9,2 millones de kilómetros de Júpiter, transmitió la primera imagen detallada de la Gran Mancha Roja a la Tierra. Fueron visibles detalles de nubes tan pequeñas como 160 km de diámetro. El patrón de nubes ondulado y colorido que se ve al oeste (izquierda) del GRS es la región de estela del lugar, donde se observan movimientos de nubes extraordinariamente complejos y variables.

Óvalos blancos

Los óvalos blancos que luego formaron Oval BA, fotografiados por el orbitador Galileo en 1997

Los óvalos blancos que se convertirían en Oval BA se formaron en 1939. Cubrieron casi 90 grados de longitud poco después de su formación, pero se contrajeron rápidamente durante su primera década; su longitud se estabilizó en 10 grados o menos después de 1965. Aunque se originaron como segmentos del STZ, evolucionaron para quedar completamente incrustados en el Cinturón Templado Sur, lo que sugiere que se movieron hacia el norte, "cavando" un nicho en el STB. De hecho, al igual que el GRS, sus circulaciones estaban confinadas por dos corrientes en chorro opuestas en sus límites norte y sur, con un chorro hacia el este hacia el norte y uno retrógrado hacia el oeste hacia el sur.

El movimiento longitudinal de los óvalos parecía estar influenciado por dos factores: la posición de Júpiter en su órbita (se volvieron más rápidos en el afelio ) y su proximidad al GRS (se aceleraron cuando estaban a 50 grados del Punto). La tendencia general de la tasa de deriva del óvalo blanco fue la desaceleración, con una disminución a la mitad entre 1940 y 1990.

Durante los sobrevuelos de la Voyager , los óvalos se extendían aproximadamente 9000 km de este a oeste, 5000 km de norte a sur y giraban cada cinco días (en comparación con los seis del GRS en ese momento).

Ver también

Notas

  1. ^ La altura de escalashse define comosh=RT/ (Mg j ), dondeR= 8.31 J / mol / Kes laconstante de gas,M≈ 0.0023 kg / moles la masa molar promedio en la atmósfera joviana,Tes la temperatura ygj≈ 25 m / s2es la aceleración gravitacional en la superficie de Júpiter. Como la temperatura varía desde 110 K en la tropopausa hasta 1000 K en la termosfera, la altura de la escala puede asumir valores de 15 a 150 km.
  2. ^ LasondaatmosféricaGalileono pudo medir la abundancia profunda de oxígeno, porque la concentración de agua continuó aumentando hasta el nivel de presión de 22 bar, cuando dejó de funcionar. Si bien las abundancias de oxígeno medidas en realidad son mucho más bajas que el valor solar, el rápido aumento observado del contenido de agua de la atmósfera con la profundidad hace que sea muy probable que la abundancia profunda de oxígeno supere el valor solar en un factor de aproximadamente 3, al igual que otros elementos.
  3. ^ Se han propuesto varias explicaciones de la sobreabundancia de carbono, oxígeno, nitrógeno y otros elementos. El principal es que Júpiter capturó una gran cantidad deplanetesimalesheladosdurante las últimas etapas de su acreción. Se cree que los volátiles, como los gases nobles, quedaron atrapados comohidratos de clatratoen el hielo de agua.
  4. ^ Eltelescopio espacial Hubble de la NASAregistró el 25 de agosto de 2020, una tormenta que viajaba alrededor del planeta a 350 millas por hora (560 km / h). Además, investigaciones delInstituto de Tecnología de Californiainformaron que las tormentas en Júpiter son similares a las de la Tierra, que se forman cerca del ecuador y luego se mueven hacia los polos. Sin embargo, las tormentas de Júpiter no experimentan ninguna fricción con la tierra o los océanos; por tanto, se desplazan hasta llegar a los polos, que generan las llamadastormentaspoligonales.

Referencias

Fuentes citadas

Otras lecturas

enlaces externos